Énergie libérée dans les réactions de fusion

Vitesse et rendement des réactions de fusion

Le rendement énergétique d’une réaction entre noyaux et la vitesse de telles réactions sont tous deux importants. Ces quantités ont une influence profonde dans des domaines scientifiques tels que l’astrophysique nucléaire et le potentiel de production nucléaire d’énergie électrique.

Lorsqu’une particule d’un type traverse une collection de particules de même type ou de type différent, il y a une chance mesurable que les particules interagissent. Les particules peuvent interagir de plusieurs façons, telles que la simple diffusion, ce qui signifie qu’elles changent de direction et échangent de l’énergie, ou qu’elles peuvent subir une réaction de fusion nucléaire. La mesure de la probabilité que les particules interagissent s’appelle la section transversale, et l’ampleur de la section transversale dépend du type d’interaction et de l’état et de l’énergie des particules. Le produit de la section transversale et de la densité atomique de la particule cible est appelé section transversale macroscopique. L’inverse de la section macroscopique est particulièrement remarquable car elle donne la distance moyenne qu’une particule incidente parcourra avant d’interagir avec une particule cible ; cette mesure inverse est appelée le libre chemin moyen. Les sections transversales sont mesurées en produisant un faisceau d’une particule à une énergie donnée, permettant au faisceau d’interagir avec une cible (généralement mince) faite du même matériau ou d’un matériau différent, et en mesurant les déviations ou les produits de réaction. De cette manière, il est possible de déterminer la probabilité relative d’un type de réaction de fusion par rapport à un autre, ainsi que les conditions optimales pour une réaction particulière.

Les sections des réactions de fusion peuvent être mesurées expérimentalement ou calculées théoriquement, et elles ont été déterminées pour de nombreuses réactions sur une large gamme d’énergies de particules. Ils sont bien connus pour des applications pratiques de l’énergie de fusion et sont raisonnablement bien connus, bien qu’avec des lacunes, pour l’évolution stellaire. Les réactions de fusion entre noyaux, chacun avec une charge positive d’un ou plusieurs, sont les plus importantes pour les applications pratiques et la nucléosynthèse des éléments légers dans les stades de combustion des étoiles. Pourtant, il est bien connu que deux noyaux chargés positivement se repoussent électrostatiquement — c’est-à-dire qu’ils subissent une force répulsive inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare. Cette répulsion est appelée barrière de Coulomb (voir force de Coulomb). Il est très peu probable que deux noyaux positifs s’approchent suffisamment l’un de l’autre pour subir une réaction de fusion à moins qu’ils n’aient suffisamment d’énergie pour surmonter la barrière de Coulomb. En conséquence, la section efficace pour les réactions de fusion entre particules chargées est très faible à moins que l’énergie des particules ne soit élevée, au moins 104 électron-volts (1 eV ≅ 1,602 × 10-19 joule) et souvent supérieure à 105 ou 106 eV. Cela explique pourquoi le centre d’une étoile doit être chaud pour que le combustible brûle et pourquoi le combustible pour les systèmes d’énergie de fusion pratiques doit être chauffé à au moins 50 000 000 kelvins (K; 90 000 000 °F). Ce n’est qu’alors qu’un taux de réaction de fusion et une puissance de sortie raisonnables seront atteints.

Le phénomène de la barrière de Coulomb explique également une différence fondamentale entre la production d’énergie par fusion nucléaire et la fission nucléaire. Alors que la fission d’éléments lourds peut être induite par des protons ou des neutrons, la production d’énergie de fission pour des applications pratiques dépend des neutrons pour induire des réactions de fission dans l’uranium ou le plutonium. N’ayant aucune charge électrique, le neutron est libre d’entrer dans le noyau même si son énergie correspond à la température ambiante. L’énergie de fusion, reposant comme elle le fait sur la réaction de fusion entre les noyaux légers, ne se produit que lorsque les particules sont suffisamment énergétiques pour surmonter la force répulsive de Coulomb. Cela nécessite la production et le chauffage des réactifs gazeux à l’état de haute température appelé état plasma.